Las estrellas se forman a partir de enormes nubes de gas y polvo interestelar que existen dentro de las galaxias. Cuando un nudo dentro de una nebulosa alcanza suficiente masa y densidad, la gravedad hace que el nudo colapse y se caliente, formando una protoestrella. Si la masa del nudo es mayor a una décima parte de la masa del Sol, la temperatura en el interior aumentará lo suficiente como para iniciar reacciones nucleares de fusión, transformando al nudo en una estrella en plena actividad. La mayor parte de la

1. LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
Las ideas actuales acerca de la formación de las estrellas nos indican que el vasto y frío espacio
existente entre los astros no está vacío, como pudiera parecernos, sino que está ocupado por nubes de gas y
polvo. Las estrellas se originan a partir de estas nubes masivas que existen dentro de nuestra galaxia. Cada
nube tiene una extensión de centenares de años luz y su masa total puede equivaler a la de varios millares de
soles. A estas gigantescas nubes, que son el germen para que se formen nuevas estrellas, es a lo que
llamamos nebulosas (a). En la constelación de Orión existe una nebulosa (M42), que es un auténtico
semillero de estrellas y se le estima materia suficiente como para producir más de 10.000 estrellas.
Las nebulosas están compuestas de polvo y gases, principalmente hidrógeno y helio, mezclados en la
proporción de una parte de helio por cada diez partes de hidrógeno. Esta materia no está distribuida en el
espacio de manera uniforme, sino que dentro de una misma nebulosa hay como una especie de nudos en los
que la concentración de materia es mayor y otras zonas que, por el contrario, son menos densas (b). Si el
nudo es suficientemente denso, su material empezará a contraerse bajo el empuje de su fuerza de gravedad.
A medida que este nudo se vaya encogiendo, se calentará más y más hasta que su temperatura en el interior
sea lo suficientemente elevada como para empezar a desprender calor hacia el espacio exterior en forma de
radiaciones infrarrojas (c). A partir de aquí, el destino de cada estrella va a venir escrito en la masa a partir de
la cual empezó a generarse (masa del nudo inicial). Dependiendo de cual sea su masa de partida, así será la
evolución de su vida. Si la masa del nudo es inferior a la décima parte de la masa del Sol, entonces la vida de
esa protoestrella evolucionará de manera tal que seguirá emitiendo radiaciones infrarrojas a lo largo de toda su
vida, hasta morir convertida en un planeta: esta protoestrella nunca llegará a ser una estrella. Si por el
contrario, la masa del nudo es mayor que una décima parte de la masa del Sol, entonces el empuje de su
propia gravedad va comprimiendo cada vez más la materia hacia el corazón del nudo, hasta que llega un
momento en el que las temperaturas en el interior del núcleo son tan altas (unos 10 ó12 millones de grados
Celsius), que éste se convierte en un gigantesco horno nuclear y empieza a quemar hidróge no. Las
reacciones nucleares que se producen en este gran horno van transformando hidrógeno en helio: cuatro
átomos de hidrógeno se fusionan para formar un átomo de helio. El nudo de gas se ha transformado en una
nueva estrella (d).
Cuando empieza la combustión del hidrógeno en el corazón de la nueva estrella se generan allí
temperaturas altísimas (del orden de algunos millones de grados) y es entonces cuando se estable un
equilibrio de fuerzas entre la fuerza gravitatoria (G), que empuja la materia hacia el núcleo, y la fuerza de
presión (P), debida al calor tan intenso que reina en el corazón de la estrella, que empuja hacia el exterior. La
producción de energía calorífica nuclear en el corazón de una estrella es gigantesca y su fuga hacia el exterior
del astro es capaz de neutralizar la contracción gravitatoria y hacer que ésta brille (d). Entre las estrellas más
jóvenes que podemos observar a simple vista tenemos el grupo de las Pléyades en la constelación de Tauro.
Las estrellas pasan la mayor parte de su vida quemando hidrógeno en ese potente y gigantesco horno
que es su núcleo central; mientras esto sucede, se dice que se encuentran en la fase de secuencia principal.
La mayor parte de las estrellas que vemos brillar en el cielo se encuentran en esa secuencia, incluido el Sol.
Nuestro astro rey permanecerá en esta etapa evolutiva (secuencia principal) unos cinco mil millones de años.
Ningún combustible dura eternamente por lo que, con el tiempo, las reservas de hidrógeno disponibles
en una estrella se van agotando y, al hacerlo, la estrella envejece. En su núcleo se han ido transformado gran
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